E-kayış asteroitleri - E-belt asteroids

— E-kayışı asteroit bölgesi, mevcut:
   ana kuşak asteroitleri, ve
   Hungaria asteroitleri

E-kayış asteroitleri ilkel çağın varsayımsal bir uzantısının popülasyonuydu asteroit kuşağı havza oluşumunun çoğunun kaynağı olarak önerildi ay YILDIZI etkiler esnasında Geç Ağır Bombardıman.[1]

E-kayış modeli

E-kayış modeli, William F. Bottke David Vokrouhlicky, David Minton, David Nesvorný, Alessandro Morbidelli, Ramon Brasser, Bruce Simonson ve Harold Levison.[1] Erken dönem asteroit kuşağının iç bandının dinamiklerini, Güzel model.

Konum ve istikrar

Genişletilmiş kemer asteroitler asteroit kuşağının mevcut iç sınırı ile yörünge nın-nin Mars ile yarı büyük eksen 1,7 ile 2,1 arasında astronomik birimler (AU). Akımda Güneş Sistemi Bu bölgedeki çoğu yörünge, ν'nin varlığı nedeniyle kararsızdır.6 seküler rezonans.[1] Ancak, öncesinde dev gezegen göç açıklanan Güzel model dış gezegenler neredeyse dairesel yörüngelerle daha kompakt bir konfigürasyonda olurdu.[2] Bu konfigürasyondaki gezegenlerle ν6 dünyevi rezonans asteroit kuşağının dışında yer alacaktı.[3] Kararlı yörüngeler 2.1 AU içinde mevcut olacaktı ve ilk asteroit kuşağının iç kenarı, Mars'tan geçen yörüngeler tarafından tanımlanacaktı.[4]

Geç Ağır Bombardıman

Dev gezegenlerin göçü sırasında ν6 laik rezonans içe doğru hareket ederdi Satürn dışa doğru taşındı.[5] 2,1 AU yakınındaki mevcut konumuna ulaştıktan sonra ν6 dünyevi rezonans ve diğer ilgili rezonanslar, E-kuşak asteroitlerinin yörüngelerini istikrarsızlaştırabilir. Çoğu, gezegen geçişi yörüngelerine sürülürdü. eksantriklikler ve eğilimler arttı. E-kuşak asteroitlerinin 400 milyon yıllık bir dönem üzerindeki etkileri, Geç Ağır Bombardımana atfedilen 12 havza oluşturan ay etkisinin tahminen 9-10'unu oluşturuyor.[1]

Hungaria asteroitleri

Yörüngeleri geliştikçe, E-kuşak asteroitlerinin çoğu, yörüngelerine benzer yörüngeler edinmiş olacaktı. Hungaria asteroitleri 1.8 ve 2.0 AU arasında yüksek eğim ve yarı büyük eksen ile.[6] Bu bölgedeki yörüngeler dinamik olarak yapışkan olduğundan, bu nesneler yarı kararlı bir rezervuar oluşturacaktır.[1] E-kuşak asteroitlerinin bu popülasyonu bu rezervuardan sızarken, 3,7 milyar yıl önce geç ağır bombardımanın geleneksel olarak sona ermesinden sonra uzun ömürlü bir darbe kuyruğu üreteceklerdi.[7] Orijinal E-kuşak asteroitlerinin kabaca% 0.1-0.4'ünü temsil eden bir kalıntı, mevcut Macar asteroitleri olarak kalacaktır.[1]

Genişletilmiş kayış kanıtı

Alternatif LHB kaynakları ile ilgili sorunlar

İçin kanıt Ay Desteklemiyor kuyruklu yıldızlar dıştan gezegen küçük havza oluşturan ay etkilerinin kaynağı olarak kuşak. Eski ay kraterlerinin boyut frekans dağılımı (SFD), kuyrukluyıldızlar yerine ana kuşak asteroitlerinin SFD'sine benzer.[4] Kuyrukluyıldızların LHB'yi oluşturması durumunda beklenen keskin artıştan ziyade, Ay'dan toplanan ve darbeli eriyiklerden elde edilen örnekler farklı yaşlara sahiptir.[8] Yüksek analizi yan tutkun unsurlar Bu örneklerde, iç Güneş Sistemindeki çarpıcılar için kuyruklu yıldızlar için olduğundan daha iyi bir eşleşme görülüyor.[8]Dev gezegen göçü sırasında ana asteroit kuşağının dinamikleri üzerine yapılan araştırmalar, bu bölgeden çıkan çarpma araçlarının sayısını önemli ölçüde sınırladı. Mevcut yörünge dağılımını yeniden oluşturmak için Jüpiter'in ve Satürn'ün yörüngelerinin hızlı bir şekilde değiştirilmesi gerekir.[3] Bu senaryo, Ay'da 2-3 havza üreten ana kuşaktan asteroitlerin yalnızca% 50'sini kaldırır.[4]

LHB kaynağı olarak E-kayışı desteği

Ay'dan alınan örneklerin incelenmesi, çarpma cihazlarının termal olarak evrimleşmiş nesneler olduğunu gösteriyor.[6] E-tipi asteroitler, bu türden bir örnek, ana kayışta nadirdir[9] ancak iç kayışa doğru daha yaygın hale gelir ve en yaygın olarak E-kayışta olması beklenir.[6] Bu modelde E-kuşağının kalıntısı olan Macar asteroitleri, E-tipi asteroitlerin oldukça büyük bir kısmını içerir.[10]

Yörüngeler gibi Hungaria'da yakalanan E-kuşağı asteroitlerinin popülasyonunun çürümesi, LHB'yi geçmeye devam eden uzun ömürlü bir çarpma kuyruğu üretir. Bombardımanın devamının Dünya üzerinde havza oluşturan etkiler yaratacağı ve Chicxulub Dünya ve Ay'daki büyük boyutlu kraterler.[1] Darbe kraterleri Ay'da ve Dünya'da bulunan bu döneme tarihlenen çarpma küre yatakları bu tahminlerle tutarlıdır.[1]

E-kayış modeli, kalan popülasyonun Hungaria benzeri yörüngelerde kalacağını tahmin ediyor. E-kuşak asteroitlerinin ilk popülasyonu, Hungaria asteroitleri arasında kalan potansiyel havza oluşturan impaktörlerin popülasyonuna göre hesaplandı.[8] Sonuç, gezegen göçünden önce ana asteroit kuşağının yörünge yoğunluğunun son tahminlerine dayanan hesaplamalarla tutarlıydı.[4]

Referanslar

  1. ^ a b c d e f g h Bottke, William F .; Vokrouhlický, David; Minton, David; Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bruce; Levison Harold F. (2012). "Asteroit kuşağının istikrarsızlaştırılmış uzantısından bir Arkay ağır bombardımanı" (PDF). Doğa. 485 (7396): 78–81. Bibcode:2012Natur.485 ... 78B. doi:10.1038 / nature10967. PMID  22535245.
  2. ^ Gomes, R .; Levison, H. F .; Tsiganis, K .; Morbidelli, A. (2005). "Karasal gezegenlerin felaketle sonuçlanan Geç Ağır Bombardıman döneminin kökeni" (PDF). Doğa. 435 (7041): 466–469. Bibcode:2005Natur.435..466G. doi:10.1038 / nature03676. PMID  15917802. Arşivlenen orijinal (PDF) 2013-10-17 tarihinde. Alındı 2013-08-21.
  3. ^ a b Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Gomes, Rodney; Levison, Harold F .; Tsiganis, Kleomenis (2010). "Jüpiter'in Yörüngesinin Şiddetli Geçmiş Evrimi İçin Asteroid Kuşağından Kanıt". Astronomi Dergisi. 140 (5): 1391–1401. arXiv:1009.1521. Bibcode:2010AJ .... 140.1391M. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1391.
  4. ^ a b c d Morbidelli, A .; Marchi, S .; Bottke, W. F .; Kring, D.A. (2012). "Ay bombardımanının ilk milyar yılı için testere dişi benzeri bir zaman çizelgesi". Dünya ve Gezegen Bilimi Mektupları. 355: 144–151. arXiv:1208.4624. Bibcode:2012E ve PSL.355..144M. doi:10.1016 / j.epsl.2012.07.037.
  5. ^ Minton, David A .; Malhotra Renu (2011). "Gezegene Göç Sırasında Ana Asteroid Kuşağının Laik Rezonans Taraması". Astrofizik Dergisi. 732 (1): 53. arXiv:1102.3131. Bibcode:2011ApJ ... 732 ... 53M. doi:10.1088 / 0004-637X / 732/1/53.
  6. ^ a b c Bottke, W. F .; Vokrouhlicky, D .; Nesvorný, D .; Minton, D .; Morbidelli, A .; Brasser, R. (Mart 2010). "E-Kemer: Geç Ağır Bombardımanda Olası Bir Kayıp Halka" (PDF). 41. Ay ve Gezegen Bilimi Konferansı: 1269.
  7. ^ Thompson, Helen. "Antik asteroitler gelmeye devam etti". Doğa.
  8. ^ a b c Bottke, William F .; Vokrouhlický, David; Minton, David; Nesvorný, David; Morbidelli, Alessandro; Brasser, Ramon; Simonson, Bruce; Levison Harold F. (2012). "Asteroit kuşağının istikrarsızlaştırılmış uzantısından bir Arkay ağır bombardımanı: Tamamlayıcı Bilgiler" (PDF). Doğa. 485 (7396): 78–81. doi:10.1038 / nature10967. PMID  22535245.
  9. ^ Lang, Kenneth. "Mesafe ile spektral tipte asteroid dağılımı". Tufts Üniversitesi.
  10. ^ Warner, Brian D .; Harris, Alan W .; Vokrouhlický, David; Nesvorný, David; Bottke, William F. (2009). "Macar asteroit popülasyonunun analizi" (PDF). Icarus. 204 (1): 172–182. Bibcode:2009Icar..204..172W. doi:10.1016 / j.icarus.2009.06.004.